Parallakse er den opfattede ændring i positionen af et objekt, når det betragtes fra to forskellige observationspunkter. I sin enkleste form er parallakse et geometrisk forskydningsfænomen: et nærliggende objekt skifter mere i forhold til en fjern baggrund end et fjernt objekt, når observationspunktet flyttes.
Parallakse i astronomien
Inden for astronomi er den årlige parallakse den eneste direkte metode til at bestemme afstanden til stjerner uden for solsystemet. Når man observerer en stjerne fra Jorden på forskellige tidspunkter af året, fx seks måneder fra hinanden, ses en lille tilsyneladende forskydning i stjernens position på himlen som følge af Jordens bevægelse omkring Solen. Denne vinkel måles og bruges i et trigonometri-stykke til at finde stjernens afstand.
Hvordan målingen udføres
Parallaksen måles som vinklen mellem to observationslinjer til stjernen. For den årlige stjerneparallakse betragtes typisk vinklen p, defineret som halvdelen af den samlede årsbetingede forskydning; basen i trekanten er så 1 astronomisk enhed (1 AU, afstanden fra Jorden til Solen). Da Jordens bane er kendt præcist, kan længden af grundlinjen og de målte vinkler indgå i et trekantsberegningsproblem, og afstanden udledes ved hjælp af trigonometri.
Enheder og formel
Den almindelige enhed for stjerneparallakse er buesekunder (arcseconds). Én buesekund er 1/3600 af en grad. Den astronomiske afstandsenhed parsec er netop defineret ud fra parallakse: 1 parsec (pc) er den afstand, hvor 1 AU ser ud til at give en parallakse på 1 buesekund. Det betyder, at sammenhængen simple kan skrives som:
- d (i parsec) = 1 / p (i buesekunder)
- eller omvendt: p (i\") = 1 / d (i pc)
Hvor p er den årlige parallakse. For meget små vinkler anvendes ofte millibuesekund (mas, 1 mas = 0,001\") og for de mest præcise moderne målinger mikro-buesekunder (µas).
Eksempel
Et konkret eksempel: en stjerne med parallakse p ≈ 0,77\" ligger i størrelsesordenen 1 / 0,77 ≈ 1,3 parsec, hvilket svarer til omkring 4,24 lysår. Dette illustrerer, hvordan selv små vinkler svarer til relativt korte astronomiske afstande.
Begrænsninger og fejlkilder
Metoden har naturlige begrænsninger: hvis et objekt er så fjernt, at Jordens bane kun giver en ubetydelig parallakservinkel, bliver målingen upræcis eller umulig. For stjerner yderst langt borte bliver parallaksen mindre end de målbare grænser. Traditionelt blev denne grænse ofte sat til nogle få hundrede lysår med jordbaserede instrumenter, men moderne rumteleskoper har rykket grænsen betydeligt.
Andre fejlkilder er atmosfærisk turbulens (for jordbaserede observationer), instrumentstøj, fejl i kalibrering, stjernens egen bane (f.eks. i binære systemer), og fejl ved bestemmelsen af referencestjernernes afstande. Der skelnes desuden mellem relativ parallakse (målt i forhold til baggrundsstjerner) og absolut parallakse, hvor der korrigeres for referencestjernernes egne bevægelser eller afstande.
Historie og moderne rummissioner
Parallaksemetoden har været grundlæggende i opbygningen af den kosmiske afstandsstige — den rækkefølge af metoder, astronomer bruger til at bestemme større og større afstande i universet. Fra 1989 til 1993 foretog Hipparcos-satellitten målinger af over 100.000 nærliggende stjerner med en typisk nøjagtighed på størrelsesordenen millibuesekunder. Gaia (rumfartøj) har som mål at måle positioner og parallakser for omkring en milliard stjerner med langt højere præcision (for de lyseste stjerner ned til mikro-buesekund-niveau), hvilket kraftigt udvider den direkte rækkevidde af parallaksebaserede afstande.
Anvendelser ud over stjerner
Astronomer bruger princippet om parallakse til at måle afstande til mange himmellegemer: til Månen og Solen (diurnal og solparallakse), til nærliggende planeter og til stjerner uden for solsystemet. For objekter i vores eget solsystem eller månen kan parallakse også måles fra forskellige punkter på Jorden (diurnal parallakse), hvor baseline er Jordens diameter i stedet for 1 AU.
Parallakse i biologisk syn
Mange dyr, inklusive mennesker, har to øjne, hvilket giver dybdeopfattelse gennem binokulær parallakse; dette kaldes stereopsis. Fordi de to øjne sidder forskudt på hovedet, ser hvert øje motivet fra en let forskellig vinkel, og hjernen bruger denne forskel til at vurdere afstand. En beslægtet mekanisme er bevægelsesparallakse (motion parallax), hvor afstand opfattes ved at observere relativ bevægelse af objekter, når betrageren selv bevæger sig. Begge mekanismer er grundlaget for vores normale 3D-opfattelse af en scene.
Samlet set er parallakse et simpelt og meget fundamentalt geometrisk værktøj i astronomien: hvor det kan anvendes, giver det de mest direkte og pålidelige afstandsmål — og danner dermed fundamentet for alle efterfølgende afstandsmetoder i kosmologi og astrofysik.
